Disque d’accrétion

Un disque d’accrétion est un disque de gaz qui se forme autour des restes stellaires compacts (naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs). Ce disque est constitué soit de matière capturée à la surface d’étoiles voisines, soit de restes d’étoiles effondrées, soit d’un milieu interstellaire. L’étude des disques d’accrétion nous permet d’étudier la matière dans des états extrêmes. Par exemple, avec des températures de l’ordre de millions, voire de trillions de kelvins. Bien que les disques d’accrétion soient caractéristiques des vestiges stellaires, ils présentent de nombreuses similitudes avec le disque protoplanétaire normal des jeunes étoiles.

Conférence sur l’accrétion donnée par le célèbre astrophysicien et vulgarisateur scientifique, docteur en sciences physiques et mathématiques, Sergey Borisovich Popov.

Mécanisme de formation

Les disques d’accrétion apparaissent le plus souvent dans les systèmes doubles proches, les amas globulaires et les parties centrales des galaxies. De toute évidence, ces régions sont caractérisées par une densité maximale de gaz interstellaire (poussière) et d’étoiles. La formation du disque est due au fait que le vecteur vitesse de la matière en chute n’est pas dirigé vers le centre du disque, mais tangentiellement à celui-ci.

Simulation d’un disque d’accrétion

Mécanique de l’accrétion d’un disque

Le mécanisme de diminution de la distance orbitale par rapport au centre du disque avec la poursuite de la chute de la matière du disque vers l’objet central est causé par les pertes d’énergie lors du frottement des différentes couches de gaz les unes contre les autres. Le mécanisme de mouvement de la matière dans le disque d’accrétion a été postulé pour la première fois par Lord Rayleigh au début du 20e siècle, et le mécanisme de mouvement avec accélération a été promulgué par Geoffrey Taylor au milieu du 20e siècle.

Schéma du système unique OJ287 composé d’une paire de trous noirs supermassifs

Lorsque la masse du disque d’accrétion est importante par rapport à l’objet central, il se forme souvent des jets polaires, c’est-à-dire des jets de matière éjectés perpendiculairement à l’axe de rotation de l’objet central du disque. Dans de nombreux cas, la matière de ces jets se déplace à une vitesse proche de celle de la lumière. Dans ce contexte, ces jets sont souvent appelés jets relativistes. Il est suggéré que la formation de ces jets est associée à des champs magnétiques très puissants.

Représentation schématique des jets polaires

Si de tels jets polaires du disque d’accrétion d’un trou noir supermassif (quasar) sont dirigés vers un observateur terrestre, cet objet est appelé un blazar. Les blazars sont très variables. Récemment, l’un des blazars a été la source de l’émission de neutrinos détectée. Ce rayonnement a été détecté par l’observatoire IceCube en Antarctique. Il s’agit du premier cas d’émission de neutrinos à partir d’un objet extragalactique, à l’exception de la supernova de 1987 qui a éclaté dans la galaxie voisine, le Grand Nuage de Magellan. En même temps, le blazar «neutrino» est des milliers de fois plus éloigné des galaxies voisines.

Libération d’énergie dans le disque

L’échauffement du disque d’accrétion est dû au fait que la matière qu’il contient se déplace selon les lois de Kepler. Si la matière se trouvant sur des orbites plus élevées se déplace à des vitesses orbitales plus faibles, la matière se trouvant sur des orbites plus basses se déplace à des vitesses orbitales plus élevées. Le contact de la matière se déplaçant à des vitesses orbitales différentes provoque son échauffement.

Le spectre d’émission du disque

La matière des disques d’accrétion est chauffée à des millions, des milliards, voire des billions de degrés Kelvin. C’est pourquoi le maximum de l’émission thermique des disques d’accrétion se situe souvent dans les domaines des rayons X et des rayons gamma du spectre électromagnétique. En outre, les disques d’accrétion se caractérisent par un rayonnement non thermique, dû à l’accélération des particules élémentaires dans les champs magnétiques très puissants des étoiles à neutrons et des naines blanches. Pour ces émissions non thermiques, le maximum se situe souvent dans le domaine radio. En outre, les disques d’accrétion sont souvent la source de rayons cosmiques de très haute énergie.

Limite interne et luminosité du disque

La limite interne d’un disque est la limite du disque où les orbites stables et instables de la matière dans le disque sont séparées. La luminosité absolue des disques d’accrétion varie considérablement : du minimum, qui est bien inférieur à la luminosité des naines blanches peu lumineuses, au maximum, qui est bien supérieur à la luminosité de toutes les étoiles de la galaxie. Dans ce dernier cas, il s’agit d’objets appelés supernovae de type I et quasars.

La couche limite

La couche limite d’un disque d’accrétion est conventionnellement appelée la région étroite du disque dans laquelle la matière fait moins d’une révolution orbitale avant de tomber sur l’objet central du disque.

Irrégularités et variabilité du rayonnement

Les instabilités des disques d’accrétion sont liées à l’accumulation de matière à la surface de l’objet central du disque (par exemple, une naine blanche ou une étoile à neutrons). Dans le cas d’un trou noir, les instabilités sont souvent causées par un processus croissant de perturbations de la densité.

Disques autour des trous noirs supermassifs

Historiquement, les disques d’accrétion autour des trous noirs supermassifs (SBL) ont été parmi les premiers à être découverts. En effet, ils représentent certaines des sources radio les plus brillantes du ciel. Lorsque des astronomes britanniques ont établi les premiers catalogues des sources radio les plus brillantes dans les années 1950, ils ont constaté que nombre d’entre elles étaient associées à des galaxies de forme anormale ou à des étoiles mystérieuses. Des études ultérieures ont montré que la première catégorie de sources est associée à des galaxies en collision ou en interaction. Il est probable que les collisions de galaxies entraînent la chute d’un grand nombre d’étoiles et de gaz interstellaire (poussière) dans le voisinage du SFD. Un tel processus active la croissance rapide des BFDs et la grande luminosité de leurs disques d’accrétion.

Documents sur le sujet

Les radiogalaxies Virgo A et Swan A en sont des exemples. Bien que la deuxième classe d’objets ait été initialement associée à des étoiles ordinaires, des études ultérieures ont montré que c’était loin d’être le cas. La spectroscopie des «radio-étoiles» a montré que ces objets ont des spectres extrêmement inhabituels et qu’il n’était initialement pas possible d’identifier la moindre raie spectrale. Ce n’est qu’après un certain temps que les théoriciens ont supposé que le spectre inhabituel de ces étoiles radio était dû à leur grand décalage vers le rouge. Par conséquent, ces objets sont éloignés de l’observateur terrestre à de grandes distances — plusieurs milliards d’années-lumière. Il est devenu évident que les radio-étoiles sont des galaxies ultra-lumineuses dont la luminosité est inexplicablement élevée. Ces radio-étoiles sont appelées quasars ou objets quasi-stellaires. Le plus connu d’entre eux est le quasar 3C273, dont la luminosité apparente dans le domaine optique atteint 13 magnitudes stellaires. Pendant longtemps, deux points de vue se sont affrontés pour expliquer la nature physique des quasars : les jeunes galaxies très massives avec un taux élevé de formation d’étoiles et les disques d’accrétion des SFD. L’accumulation d’informations photométriques a montré que les quasars présentent une grande variabilité dans le domaine optique sur des intervalles de quelques jours ou de quelques mois. En raison de la vitesse finie de la lumière, cette variabilité signifie que la taille de la source de l’énorme luminosité des quasars est confinée à quelques parsecs seulement. Finalement, la version du CDS au centre des galaxies comme source d’émission des quasars a été acceptée comme source d’émission des quasars.

Exemple de système géant d’un double trou noir supermassif OJ287

La masse des BHD est comprise entre plusieurs millions de masses solaires et plusieurs milliers de milliards de masses solaires. Les trous noirs qui se forment au centre des amas globulaires constituent un type intermédiaire de trous noirs massifs entre les BHD et les trous noirs ordinaires de masse stellaire. Actuellement, l’astronomie russe occupe une position de premier plan dans l’étude et le catalogage des BHD. Le lancement de l’observatoire spatial Spektr-RG, qui effectuera une étude pluriannuelle de l’ensemble du ciel dans le domaine des rayons X, est attendu prochainement. Cet observatoire devrait recenser la quasi-totalité des CDS de l’univers, dont le nombre avoisine plusieurs millions. À titre de comparaison, l’observatoire spatial allemand Rosat a enregistré, dans les années 90 du XXe siècle, les émissions de rayons X de plusieurs dizaines de milliers de QCD. En outre, l’observatoire spatial «Spektr-R», qui opère dans la bande radio, a grandement contribué à l’étude des quasars. D’après ses observations, la température effective des disques d’accrétion des quasars est de 10 à 40 billions de kelvins. Malheureusement, cet observatoire radioastronomique doté d’une base record n’a pas été en mesure d’observer le disque d’accrétion de QCD au centre de notre galaxie. Le rayonnement de fond des nuages denses constitués de nuages interstellaires de gaz et de poussières a interféré. L’objet sera donc étudié avec le futur observatoire spatial Millimetron. Des observations similaires sont actuellement tentées avec le projet Event Horizon Telescope.

Exposé détaillé sur le projet Spectr-R

Accrétion du disque sur les naines blanches et les étoiles à neutrons

Les naines blanches font souvent partie de systèmes binaires proches, dont le second composant est le type d’étoile le plus courant dans la galaxie, les naines rouges. Étant donné que la taille d’une naine blanche correspond à peu près à celle de notre planète et que sa masse est comparable à celle du Soleil, ces étoiles résiduelles ont une vitesse spatiale initiale énorme. C’est pourquoi les naines blanches attirent la matière des couches externes des étoiles voisines. Les disques d’accrétion des naines blanches présentent une grande instabilité, due à l’accumulation d’hydrogène à leur surface.

Supernova de type 1

Cette instabilité conduit souvent à d’énormes explosions thermonucléaires. On distingue plusieurs types de variabilité des disques d’accrétion des naines blanches : les novae naines, les novae et les supernovae du premier type. Ce dernier type d’activité stellaire est dû au dépassement de la limite de Chandrasekar, c’est-à-dire que dès que la masse d’une naine blanche dépasse 1,4 masse solaire, elle s’effondre gravitationnellement pour devenir une étoile à neutrons. Cependant, à propos de ce dernier type, on pense souvent que les supernovae du premier type représentent le processus de fusion de deux naines blanches. Cela s’explique par leur différence radicale avec les supernovae du second type. Si les supernovae du premier type se caractérisent par une similitude de luminosité absolue et l’absence de raies d’hydrogène, les supernovae du second type se caractérisent par de grandes différences de luminosité absolue, ainsi que par la présence de raies d’hydrogène.

Supernovae de type 2

On pense aujourd’hui que les supernovae de type II représentent le stade d’effondrement des étoiles massives. Les supernovae de type I étant très semblables les unes aux autres dans la forme des courbes photométriques, elles constituent souvent un étalon universel dans l’échelle des distances extragalactiques. Ainsi, l’étude des supernovae de type I a conduit à la découverte d’une expansion accélérée de l’Univers. Cette expansion a été expliquée en 1998 par la présence d’énergie noire dans l’Univers, qui représente environ ¾ de la masse totale de l’Univers. Le prix Nobel de physique a été décerné pour cette découverte.

Outre l’accrétion de matière provenant d’étoiles voisines à la surface des naines blanches, on observe souvent l’accrétion de restes de planètes et d’astéroïdes détruits au stade de géante rouge. Cette accrétion enrichit la photosphère de la naine blanche en éléments lourds (éléments chimiques plus lourds que l’hydrogène et l’hélium). Les observations modernes montrent qu’environ la moitié des naines blanches ont une surface «contaminée».

On pense que l’accrétion du disque sur les étoiles à neutrons accélère leur rotation. Cette accrétion se traduit par une forte émission de rayons X, qui varie avec la même période de rotation que celle qui caractérise un pulsar.

Date de publication: 12-26-2023

Mettre à jour la date: 12-26-2023